[비즈한국] 1920年、ワシントンD.C.のスミソニアン国立自然史博物館で、天文学史上最も偉大な討論が行われた。「私たちの宇宙の真の大きさはどれくらいなのか？」私たちの銀河の外に別の銀河が存在するかどうかをめぐって触発された天文学界の論争は、本格的に「私たちの宇宙の真の大きさは一体どれくらいなのか」という、より根源的な問いへとつながった。この天文学大論争の主役は、ヒーバー・カーティスとハーロー・シャプレーだった。興味深いのは、二人が大論争の前にワシントンD.C.へ向かう列車で偶然居合わせたという事実だ。しかし、互いの戦略が漏れることを恐れて、慎重に挨拶を交わすだけでそれぞれの席に戻ったという。非常に気まずかったに違いない。
多くの天文学者や記者が、激しい討論を期待して一堂に会した。しかし、実際には二人とも紳士的であり、討論はあまりにも丁重で平和に進められた。また、互いの主張を裏付ける強力な証拠も提示されなかった。「噂ほどの宴には何もない」という言葉通り、多くの注目を集めた二人の天文学者の言葉の戦いは、予想に反してあっけなく終わった。実は、天文学大論争は、現場での激論よりも、それによって「宇宙の大きさ」に関する議論が天文学界のメインステージで扱われるようになったという点に、より大きな意義がある。
大論争から100年以上が過ぎた。最近、二人の天文学者が激しく論文をやり取りし、新たな戦いが始まった。1920年代に呆気なく終わった大論争とは異なり、今回の論争はかなり激しい。21世紀の天文学大論争の主役は、ジョンズ・ホプキンス大学の天文学者アダム・リースと、シカゴ大学の天文学者ウェンディ・フリードマンだ。アダム・リースは、ブライアン・シュミット、ソール・パールマターと共に超新星観測を通じて宇宙の加速膨張を確認し、暗黒エネルギーの可能性を提起した功績で2011年ノーベル物理学賞を受賞した人物だ。
最近、リースとフリードマンは、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡が観測した銀河のデータを活用し、宇宙の膨張速度をめぐって激しい攻防を繰り広げている。先立って超新星観測を通じて宇宙の加速膨張という新たなパラダイムを構築したリースは、私たちがこれまで推定してきた銀河までの距離の値には全く問題がないと主張する。一方、フリードマンは、最近同僚たちと秘密裏に行った研究を通じて、私たちが推定した銀河までの距離に深刻かつ共通した誤りがあるように見えると問題を提起している。攻防のテーマは一見些細に見えるかもしれないが、全くそうではない。どちらの言うことが正しいかによって、宇宙の未来と運命、そして現代天文学の運命が全く異なる方向に流れる可能性があるからだ。
まず、なぜ二人の天文学者がこれほど激しく論争することになったのか、その背景を理解するには、現代天文学において最も難解で未解決の厄介な謎、「ハッブル・テンション（Hubble Tension）」を理解する必要がある。簡単に言えば、ハッブル・テンションとは、観測方法によって宇宙の膨張率が異なる値になる問題のことだ。
宇宙の膨張率を求める方法は、実は非常に多様だ。その中でもハッブル・テンションの核心となるのは二つある。一つ目は、ビッグバン直後に熱く固まっていた宇宙が均一に膨張しながら、宇宙全域に温かさを広げた痕跡にあたる「宇宙マイクロ波背景放射（CMB）」を観測する方法だ。初期の宇宙が冷めていく過程で、宇宙全域には密度が極めて微細に高い場所や低い場所がランダムに生じた。その密度差により、今日観測される宇宙マイクロ波背景放射の温度分布にも微細な差が残った。これを「温度ゆらぎ」または「密度ゆらぎ」と呼ぶ。このような微細なゆらぎがどのように分布しているかを統計的に確認すれば、宇宙を構成する暗黒物質と暗黒エネルギーの比率を推論でき、宇宙の膨張率も導き出せる。
この方法には、どのような宇宙論モデルを適用するかによって推定値が少しずつ変わるという問題がある。しかし、ビッグバン直後に宇宙全体が冷えていく過程で残った痕跡を分析するため、宇宙全体の膨張率を直接知ることができる方法だと見なされている。
二つ目の方法は、銀河の距離と各銀河が私たちから遠ざかる後退速度を直接比較して、宇宙の膨張率を求めることだ。遠い昔、天文学者エドウィン・ハッブルの観測以来、ずっと使われてきた最も伝統的な方法である。多くの天文学者が、宇宙の膨張率を直接求めることができると固く信じている方法でもある。
ただ、ここには問題がある。銀河がどれほどの速さで私たちから遠ざかっているかという後退速度は、実はかなり直接的に求めることができる。観測された銀河の光スペクトルが全体的にどれだけ長い波長側にずれているか、その赤方偏移の程度を確認すればよい。問題は、銀河の距離を求める過程で発生する。
私たちの銀河の中にある非常に近い星であれば、太陽を中心とした地球の公転運動のために観測される「年周視差」を通じて、星までの距離を測ればよい。視差は「三角法」という非常に簡単な数学を使う。数学的に最も正確に星までの距離を知ることができる素晴らしい方法だ。しかし、距離が遠くなると、もはや視差は役に立たない。銀河系を出る前には既に視差は無用になってしまう。そのため、天文学者たちは、はるか遠くにある他の銀河までの距離を求める別の方法を講じる必要があった。
どうすれば遠く離れた銀河までの距離を知ることができるだろうか？実は、基本原理はとても単純だ。遠くから見える天体の「実際の明るさ」を個別に割り出し、それを基準にして空に見える天体の「見かけの明るさ」と比較すればよい。そうすれば、実際には非常に明るい天体がどれほど遠い距離にあるからこそ、空ではこれほど暗く見えるのかがわかる。今日の銀河天文学において、距離測定の核心は、距離をあらかじめ知らなくても別の方法でその天体の「実際の明るさ」を個別に割り出せるかどうかにかかっている。
このように実際の明るさを別途割り出せて、その天体までの距離を知ることができる指標となる天体を、天文学では「標準光源（Standard Candle）」と呼ぶ。ろうそく自体の本来の明るさを知っているのだから、空で暗く見えるろうそくの見かけの明るさを通じて、そのろうそくまでの距離がわかるようになるという概念だ。
最も代表的な標準光源は、天文学者ヘンリエッタ・リービットが研究した「セファイド変光星」、そして白色矮星が隣接する他の星から物質を奪い取ったり、あるいは別の白色矮星と衝突して爆発したりすることで知られる「Ia型超新星」だ。リービットはマゼラン雲の中の変光星を研究し、セファイド変光星の明るさが変化する周期が、正確にその星の実際の明るさと比例するという事実を発見した。この関係を活用すれば、空で明るさが規則的に変わるセファイド変光星の変光周期を見るだけで、その実際の明るさを個別に割り出すことができ、したがって距離まで知ることができる。
Ia型超新星の場合は、もう少し過激な仮定を前提とする。白色矮星は、太陽質量の1.4倍という限界質量を突破する瞬間、不安定な状態を維持できなくなり、瞬時に爆発すると知られている。星がどれほど膨大なエネルギーを放出するかは、結局その星の質量にかかっている。すべてのIa型超新星が同じ質量の限界を突破する瞬間に爆発するならば、私たちはすべてのIa型超新星の最も明るく爆発する瞬間の明るさが、概ね同じであると期待できる。Ia型超新星は、こうしたある種の期待に基づき、非常に遠い宇宙までの距離を教えてくれる標準光源として受け入れられている。
問題は、宇宙マイクロ波背景放射で求めた宇宙の膨張率と、セファイド変光星やIa型超新星など銀河の距離を直接求めて銀河の後退速度と直接比較して得た宇宙の膨張率が異なってくるという点だ。宇宙マイクロ波背景放射で求めた結果は63km/s/Mpc程度だ。一方、銀河の後退現象で直接求めた結果は73km/s/Mpc程度である。興味深いことに、銀河の後退から感じる宇宙の膨張率の方が、宇宙全体の熱が冷めることを通じて感じる宇宙の膨張よりも速い。さらに、それぞれの観測方法が精巧になるにつれてそれぞれの誤差は小さくなっているが、二つの方式の隔たりはより大きく広がっている。同じ宇宙を見ながら、二つの方法で導き出した膨張率が全く異なるという厄介な状況だ。
結局、この事態は疑問を抱かせる。そもそも二つの方法は同じ宇宙を見ているのだろうか？この難題を「ハッブル・テンション」と呼ぶ。
ハッブル・テンションを解決するために、最近まで多くの天文学者は、銀河の後退現象から推論した宇宙の膨張に若干の誤解があったのではないかと疑っていた。この方法は銀河の動きを見て宇宙の膨張率を求めるため、宇宙全体の膨張効果だけでなく、隣接する銀河が互いを引き合う個別の動きの影響も無視できない。もし私たちが偶然にも、周囲の銀河の密度がスカスカな空っぽの「ボイド（巨大空洞）」のような空間に住んでいるとすれば、周囲の銀河は宇宙全体の平均膨張率よりも速い速度で四方八方に散らばっているように見える可能性がある。しかし、最近までの観測結果では、私たちの銀河の周辺で巨大ボイドの明らかな証拠は見つかっていない。
こうなると、フリードマンは非常に客観的に状況を振り返る必要があると考えた。事実、一歩下がって厳密に考えてみれば、これまで私たちが近い銀河から遠い銀河に至るまで、様々なスケールの宇宙の規模、距離を測った方式には共通した「大前提」が敷かれている。比較的近い宇宙で確認した宇宙の特性が、遠い宇宙にも同じように適用されるという前提だ。ある種の「信仰」とも言える。例えば、リービットはそれほど遠くない数十万光年の距離にあるセファイド変光星の間で一貫した法則を発見した。その後、天文学者たちはリービットが発見した法則をそのまま適用し、はるか遠い数百万、数千万、数億光年離れた銀河までの距離を測る基準として活用した。
同様に、Ia型超新星が常に似たような明るさで最も明るく爆発するという特性も、比較的近い宇宙で確認した結果に過ぎない。天文学者たちはその特性が遠い宇宙でも同じように適用されるだろうと考えて、そのまま適用して宇宙の距離を測ってきた。
天文学者たちは、比較的近くにあってその距離を正確に知ることができる星から始めて、少しずつ遠い星へと距離を測りながら、距離測定方式の「目盛り」を調整していく。例えば、このような方式だ。三角視差法を活用して非常に正確に距離を知ることができる星の中には、たまたまセファイド変光星もある。これらの星は、あえてリービットの法則を使わなくても正確な距離を知ることができる。これを通じて変光星の正確な実際の明るさを知ることができ、リービットが発見したセファイド変光星の関係をより精密に補正できる。
このように、一段一段少しずつ遠い宇宙までの距離を測っていく方式の哲学を、天文学では「宇宙の距離梯子（Distance Ladder）」と呼ぶ。一歩一歩順番に踏みながら、より遠い宇宙まで距離を測るという意味だ。現代天文学において宇宙のスケールを測るのに最も根幹となる哲学だと言える。
しかし、フリードマンはこの梯子に疑問を抱いた。これまで一つひとつ踏んできた梯子の各段は、本当に完璧だったのだろうか？途中で段を一つでも踏み外せば、私たちは間違った目的地に到着してしまう。最近発表されたフリードマンの研究は、その可能性を秘めているように見える。（後日談は次回のコラムで。）
筆者チ・ウンベは？猫と宇宙を愛する。幼い頃、『銀河鉄道999』を見て宇宙の美しさを伝えるという夢を持つようになった。現在、延世大学銀河進化研究センターおよび近宇宙論研究室で、銀河の相互作用を通じた進化を研究しており、講演や執筆など多様な科学コミュニケーション活動を行っている。『サムに乗る天文台』、『一日中宇宙を考える』、『星、光の科学』などの著書がある。